Молекулы (на звёздах)
В атмосферах всех звёзд с темп-рой поверхности ниже примерно 6000 К (спектральный класс F и более поздние) помимо атомов и ионов присутствуют также М. Большое разнообразие М. (ОН, NH, СН, CN, CO, SiH, MgH, О2, С2, TiO и др.) наблюдается, в частности, в атмосфере Солнца, и особенно в солнечных пятнах. В атмосферах холодных звёзд с темп-рой поверхности 2000-3000 К (спектр. классы М, N, R, S) молекулы - доминирующий компонент. Относит, содержание различных М. в звёздной атмосфере с хорошей точностью отвечает условию термохимич. (диссоциативного) равновесия и определяется термохимич. константами этих молекул (в первую очередь, энергией диссоциации), полным давлением газа, его темп-рой и относит. содержанием хим. элементов. Оно не зависит от конкретных хим. реакций, протекающих в газе. Так, наблюдаемые сильные различия молекулярных составов звёзд классов М и R, N определяются различиями в относит. содержании элементов, в первую очередь отношением содержаний О и С. Если кислорода в атмосфере больше, чем углерода, то он связывает весь углерод в очень устойчивых молекулах СО, а остаток его идёт на образование ОН, Н2О, TiO. Эти молекулы имеют много полос в видимой области спектра и доминируют в спектрах звёзд класса М. Если же в атмосфере углерода больше, чем кислорода, то, наоборот, в молекулах СО связывается весь кислород, а остаток углерода идёт на образование молекул С2, СН, CN и нек-рых др. Полосы этих двухатомных молекул доминируют в спектрах звёзд классов R и N. В силу этих причин М-звёзды часто наз. кислородными, а R- и N-звёзды - углеродными. Расчёты на ЭВМ диссоциативного равновесия атмосфер холодных звёзд показали, что в атмосферах углеродных звёзд должны присутствовать многоатомные органич. М., такие, как HCN, C3N, HC3N, CH4. Концентрации этих М. могут даже превышать концентрации двухатомных М. СН, С2 и CN, имеющих сильные полосы в видимой области спектра и поэтому легче обнаружимых.
Особенно много молекулярных линий и полос в ИК- и субмиллиметровой областях спектра
(они отвечают колебательно-вращательным и чисто вращательным переходам в М.). Нек-рые
вращательные
переходы, а также переходы. между подуровнями специфических для М. типов расщепления
уровней энергии (
-удвоение
и т.п.) попадают в радиодиапазон. С освоением астрономнеи этих диапазонов необычайно
расширились возможности изучения атмосфер и оболочек холодных звёзд. В частности,
наблюдения
колебательно-вращательных линий М. в ближней ИК-области спектра позволили детально
исследовать структуру, кинематику и физ. параметры глубоких слоев звёздных атмосфер.
Наблюдения
в радиолиниях молекул Н2О, ОН, SiO, и др. приносят важную
информацию о более высоких слоях атмосфер и о протяжённых оболочках холодных звёзд.
Здесь
уже не выполняются условия диссоциативного равновесия, концентрации М. определяются
кинетикой процессов их образования и разрушения. В оболочках холодных звезд характер
возбуждения
энергетич. уровней может сильно отличаться от равновесного. В частности, нек-рые
энергетич. уровни молекул оказываются сильно перенаселёнными, что обусловливает мазерное
усиление
радиоизлучения (см. Мазерный эффект). Мощные
мазеры в радиолиниях ОН, Н2О и SiO связаны со многими холодными
переменными звёздами высокой светимости.
Лит.:
Аллер Л.X., Астрофизика, т. 1, пер. с англ., М., 1955; На переднем крае астрофизики,
пер. с англ., М., 1979, гл. 9.
(В.С. Стрельницкий)
В. С. Стрельницкий, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru
|
Публикации с ключевыми словами:
молекулы - атмосфера звезды
Публикации со словами: молекулы - атмосфера звезды |
|
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
